Переменная типа Гаммы Кассиопеи

Переменная типа Гамма Кассиопеи (англ. Gamma Cassiopeiae variable, γ Cassiopeiae variable) — представляет собой тип переменной звезды, названный по имени своего прототипа γ Кассиопеи.

Так художник представляет себе диск вокруг Альфа Жертвенника

ПеременностьПравить

Переменные типа Гамма Кассиопеи показывают нерегулярные изменения яркости в течение десятилетий. Они обычно имеют амплитуды порядка одной звёздной величины. Например, Гамма Кассиопеи обычно имеет видимую звёздную величину около 2,5^m, она колеблется между величинами 1,6^m и 3,0^m. Переменность связана с изменениями в спектре между нормальными спектрами поглощения и спектрами Be-звезды, а также часто зависит и от характеристики оболочки вокруг звезды^[1]. Плейона и Гамма Кассиопеи являются переменными звездами, у которых периодически возникают проблемы с оболочками, когда в спектре появляются сильные эмиссионные линии, а яркость увеличивается или значительно уменьшается. В других случаях присутствие оболочки в спектре не обнаруживается вообще, и даже эмиссионные линии могут исчезать^[2].

Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ) классифицирует переменные типа Гамма Кассиопеи как эруптивные переменные и описывает их как быстро вращающиеся гиганты или субгиганты спектрального класса B, хотя многие из них являются звездами главной последовательности. Это отличает их от тех Be-звёзд, которые показывают меньшие изменения амплитуды яркости. ОКПЗ использует код GCAS для обозначения переменных типа Гамма Кассиопеи^[1].

Механизм переменностиПравить

Под переменными типа Гамма Кассиопеи понимаются горячие звезды, которые имеют экваториальные диски, которые периодически исчезают и преобразуются, или, возможно, просто сильно изменяются в масштабе. Все они, вероятно, очень быстро вращаются, и большинство из них можно отнести к категории Ве-звезд. Они также часто являются оболочечными звёздами, по крайней мере, часть времени, когда диск виден с ребра и образует очень узкие линии поглощения в дополнение к более широким фотосферным линиям и возможным эмиссионным линиям. Независимо от того, являются ли они оболочечными звёздами или нет, в самом узком смысле этого слова, в периоды, когда у них появляются экваториальные диски, и они увеличивают яркость, эти звёзды всё равно будут называться оболочечными звёздами^[2].

ПримерыПравить

Имя звезды	Созвездие	Видимая звёздная величина (макс)^[A]	Видимая звёздная величина (мин)^[A]	Диапазон изменения	Период	Спектральный класс	Комм.
Гамма Кассиопеи	Кассиопея	&0000000000000001.6000001^m.60	&0000000000000003.0000003^m.00	&&&&&&&&&&&&&&01.4000001,4		B0.5 IVe	Прототип
Бета Малого Пса	Малый Пёс	&0000000000000002.8400002^m.84	&0000000000000002.9200002^m.92	&&&&&&&&&&&&&&00.&800000,08		B3IIIpe
Каппа Большого Пса	Большой Пёс	&0000000000000003.4000003^m.40	&0000000000000003.9700003^m.97	&&&&&&&&&&&&&&00.5700000,57		B1.5IVne
FW Большого Пса	Большой Пёс	&0000000000000005.0000005^m.00	&0000000000000005.5000005^m.50	&&&&&&&&&&&&&&00.5000000,50		B2Vne
27 Большого Пса	Большой Пёс	&0000000000000004.9200004^m.92	&0000000000000005.3900005^m.39	&&&&&&&&&&&&&&00.4700000,47		B3IIIpe
Лямбда Павлина	Павлин	&0000000000000004.0000004^m.00	&0000000000000004.2600004^m.26	&&&&&&&&&&&&&&00.2600000,26		B2II-IIIe
Фи Персея^[3]	Персей	&0000000000000003.9600003^m.96	&0000000000000004.1100004^m.11	&&&&&&&&&&&&&&00.1500000,15	&&&&&&&&&&&&&019.50000019,5 дн.	B2Vpe
Пси Персея^[3]	Персей	&0000000000000004.1700004^m.17	&0000000000000004.3600004^m.36	&&&&&&&&&&&&&&00.1900000,19		B5III-Vne
X Персея	Персей	&0000000000000006.0300006^m.03	&0000000000000007.0000007^m.00	&&&&&&&&&&&&&&00.9700000,97		B0Ve	Также массивная рентгеновская двойная
Плейона	Телец	&0000000000000004.7600004^m.76	&0000000000000005.5000005^m.50	&&&&&&&&&&&&&&00.7400000,74		B8Vne или B8nn

^A (видимая звёздная величина, если не отмечено (B) (=синий) или (p) (=фотографическая))

ПримечанияПравить

↑ ¹ ² N. N.; Samus; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published In: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — P. B/gcvs. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
↑ ¹ ² Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe. Classical be stars. Rapidly rotating B stars with viscous Keplerian decretion disks (en review) // Astronomy and Astrophysics. — 2013. — Т. 21. — С. 69. — doi:10.1007/s00159-013-0069-0. — Bibcode: 2013A&ARv..21...69R. — arXiv:1310.3962.
↑ ¹ ² Tur, N. S.; Goraya, P. S. Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei (англ.) // Astrophysics and Space Science (англ.) (рус. : journal. — 1988. — April (vol. 143, no. 1). — P. 99—105. — doi:10.1007/BF00636758. — Bibcode: 1988Ap&SS.143...99T.

СсылкиПравить

Bohlender, D. (2016). “Searching for and Monitoring Ae and a Shell Stars at the DAO”. Bright Emissaries: Be Stars as Messengers of Star-Disk Physics. 506: 275. Bibcode:2016ASPC..506..275B.
Slettebak, A. (1982). “Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars”. Astrophysical Journal Supplement Series. 50: 55—83. Bibcode:1982ApJS...50...55S. DOI:10.1086/190820.

[gcvs-1] ¹ ² N. N.; Samus; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published In: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — P. B/gcvs. — Bibcode: 2009yCat....102025S.

[rivinius-2] ¹ ² Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe. Classical be stars. Rapidly rotating B stars with viscous Keplerian decretion disks (en review) // Astronomy and Astrophysics. — 2013. — Т. 21. — С. 69. — doi:10.1007/s00159-013-0069-0. — Bibcode: 2013A&ARv..21...69R. — arXiv:1310.3962.

[aass143_1_99-3] ¹ ² Tur, N. S.; Goraya, P. S. Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei (англ.) // Astrophysics and Space Science (англ.) (рус. : journal. — 1988. — April (vol. 143, no. 1). — P. 99—105. — doi:10.1007/BF00636758. — Bibcode: 1988Ap&SS.143...99T.

[1]

[2]

[3]